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Anéis de Saturno

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As observações dos anéis feitas da Terra dependem da posição de Saturno relativo a Terra, pois devido ãs inclinações da órbita da Terra e de Saturno com o plano da eclíptica, ora os anéis podem ser vistos como um disco com o planeta no centro e ora podem ser vistos como dois braços de Saturno. 

Observando esses anéis em 1675 Jean Dominique Cassini (1625-1712) descobriu que havia um vazio no anel como um todo. Esse vazio ficou conhecido como divisão de Cassini, sendo a maior divisão dos anéis. Em 1837 Encke também descobriu uma outra divisão que levou seu nome. E com a melhoria dos instrumentos ópticos outras divisões foram descobertas. Até que os levantamentos feitos pelas Voyagers, mostrou o quanto era precário o conhecimento sobre esses anéis. 

O que se tinha em mãos até o levantamento feito pelas sondas, eram previsões teóricas feitas por James C. Maxwell (1831-1879), que estudou a complexidade da formação desses anéis.
Com a pesquisa feita pelas sondas, as previsões de Maxwell foram confirmadas e houve um esforço para interpretação teórica de diversos outros fenômenos registrados lá. 

Suas Dimensões 

As principais regiões desses anéis são as seguintes: 

Na região mais próxima de Saturno está o anel D, caracterizado por um brilho muito fraco, com largura que varia de alguns quilômetros a algumas dezenas de quilômetros. Apesar de serem anunciados antes da presença das sondas no local, a sua observação da Terra é duvidosa, pois sua reflexão está no limite resolutivo dos telescópios. 

Em seguida a este aparece a borda interna do anel C, onde ocorre um significativo aumento de luminosidade, apesar de ser formado por muitas faixas e bem transparentes. As medições de luz difusa confirmaram a hipótese de que o anel C é formado por poucas partículas. 

Baseando-se no aumento da luminosidade, há um limite bastante claro na divisão dos anéis C e B, onde se observa um grande aumento de brilho e na opacidade do material, o que revela um número muito maior de partículas. 

Nos anéis B as partículas parecem orbitar ao redor de Saturno em pequenos grupos em forma de cunha, medindo 10.000 km de comprimento e 2.000 km de largura. Os anéis B terminam no limite interno da divisão de Cassini. 

O anel A começa com brilho igual ao do anel B e decresce gradativamente até a divisão de Encke. Na parte externa a divisão de Encke há um aumento no brilho de 25% e na parte mais externa ainda a um aumento de 50% na luminosidade, porém é uma faixa muito estreita. Acredita-se que esse aumento de luminosidade é provocado pelo confinamento de matéria provida do pequeno satélite 1980 S2. 

Cabe dizer que não são quatro anéis que existem em Saturno e sim quatro grandes grupos de anéis, onde se observa milhares de divisões entre eles. Não existe nenhuma diferenciação típica para as partículas que compõem os anéis, devido aos freqüentes choques entre eles. Dessa maneira as partículas podem assumir muitas ordens de grandeza. 

Composição e Origem dos Anéis 

Uma análise espectroscópica dos anéis mostra que há uma abundância de gelo. Nesse gelo aparecem presentes outros compostos que não puderam ser determinados. 

A origem desses anéis ainda é muito polêmica. A hipótese que goza de maior crédito entre os pesquisadores é a de que um satélite teria se formado muito próximo do planeta e que logo em seguida ultrapassou o limite de Roche e por efeito de maré fragmentou-se de maneira destrutiva (estilhaço). Cada fragmento com dimensões maiores do que os encontrados atualmente teriam adquirido velocidades diferentes e os freqüentes choques entre eles ocasionaram uma maior fragmentação de maneira a ocupar todo o espaço disponível ao redor. A relativa estabilidade das órbitas desses anéis deve-se aos satélites que estão próximos aos mesmos. Tais satélites são denominados de satélites pastores. 

Satélites 

Saturno também é o centro de um mini-sistema solar, só que com quarenta e sete satélites confirmados. Entre eles está Titã que por muito tempo foi tido como o maior satélite do sistema solar. Os demais são conhecidos como satélites gelados. Essa classificação é devido ãs suas densidades próxima a da água e o alto índice de reflexão que é característico do gelo. 

Estes podem ser classificados em dois grupos: Os regulares e os irregulares. Os regulares têm órbitas quase circulares, no sentido de rotação do planeta e pouco inclinadas em relação ao plano do equador. São eles: Mimas, Encelado, Tébis, Pleione, Réia e Titã. Os irregulares têm maiores excentricidades e inclinação orbital, que são: Hipérion e Jápeto, além de Febe, a lua retrógrada. 

Depois desses nove satélites, as sondas registraram mais oito luas pequenas e não esféricas. Predominantemente constituídas de gelo, refletem de 60% a 90% da luz solar.
 
Titã: com diâmetro médio de 5.400 km se considerarmos sua densa atmosfera. Nesses termos é o maior satélite do sistema. Porém o diâmetro efetivo do satélite é 5.140 km, fazendo de Titã o segundo maior satélite do sistema. Sua fama de maior satélite só perdeu a veracidade com o reconhecimento feito pelas sondas. Ocorreu que era conhecida a presença de atmosfera em Titã, sendo esta, quase tão transparente como a nossa. As medidas do satélite, se referiam ao disco opaco do mesmo, que se encontrava no interior da atmosfera. Posteriormente foi constatado que além da atmosfera havia uma espessa camada (opaca) de nuvens. Essa camada foi estimada em 200 km, mas com a possibilidade de pesquisar mais de perto as sondas obtiveram com precisão a medida de 5.140 km para o diâmetro médio do satélite. Sua densidade média é de 1,9 g/cm3, que sugere um núcleo rochoso recoberto de gelo. Seu período de translação é de 15,94 dias, sendo que sua órbita está sobre o plano equatorial de Saturno. Devido a densidade da atmosfera de Titã (4,6 vezes a terrestre), sua superfície é tão misteriosa quanto a de Vênus. A constituição da atmosfera ainda é motivo de várias discussões. Acredita-se que seja 80% de nitrogênio (N2 ) podendo chegar a 99% na alta atmosfera. É provável que o argônio seja a segunda porcentagem dessa atmosfera, com cerca de 12%. Mas os gases nobre são de difícil detecção, portanto essa porcentagem tem seu maior respaldo na teoria. Além desse foi detectado a presença de metano, hidrogênio, etano, propano, acetileno, etileno, cianureto diacetileno e metacetileno, todos em ordem decrescente de porcentagem na atmosfera. 

Essa grande variedade de moléculas orgânicas tem a tendência de se agruparem de várias maneiras. Por isso acredita-se que o agrupamento dessas moléculas formem partículas sólidas que se preciptam no solo formando um grossa camada sobre a superfície do satélite, podendo chegar a algumas centenas de metros. 

Titã tem uma grande excentricidade e isso faz com que ele entre e saia da magnetosfera de Saturno. Essa passagem periódica pela magnetosfera provoca várias transformações nos componentes atmosféricos do satélite e também vários fenômenos atmosféricos. Ambos ainda não explicados satisfatoriamente.

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